Звезда-гигант

Гига́нт — тип звёзд с большим радиусом и высокой светимостью[1]. Обычно звёзды-гиганты имеют радиусы от 10 до 100 солнечных радиусов и светимости от 10 до 1000 светимостей Солнца. Светимость таких звёзд больше, чем у звёзд главной последовательности, но меньше, чем у сверхгигантов[2][3], и в Йеркской спектральной классификации такие звёзды имеют спектральные классы II и III[4].

ТерминологияПравить

Термин «звезда-гигант» ввёл датский астроном Эйнар Герцшпрунг в 1906 году, когда обнаружил, что звёзды классов K и M делятся на два класса по светимости: одни значительно ярче Солнца, а другие — значительно тусклее. Тем не менее, звёзды ранних спектральных классов отличаются гораздо слабее, а могут и вообще быть неразличимы[5], и в таких случаях используется спектральный анализ[6]. Кроме того, термины «белый карлик» и «голубой карлик» вообще не относятся к звёздам главной последовательности, поэтому может возникать путаница. Так, например, звёзды главной последовательности ранних спектральных классов могут называться «белыми гигантами»[7].

Образование и эволюцияПравить

После стадии главной последовательности, когда звезда израсходовала водород в ядре, и некоторого его сжатия, в нём начинается реакция горения гелия[4]. Внешние слои звезды сильно расширяются, и, хотя светимость увеличивается, поток через поверхность звезды уменьшается, и она остывает. Этот процесс, а также дальнейшая судьба звезды, зависит от её массы.

Звёзды малой массыПравить

Звезды с самой маленькой массой, по разным оценкам, до 0,25–0,35 солнечных масс, никогда не станут гигантами. Такие звёзды полностью конвективны, и поэтому водород расходуется равномерно и продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходуется полностью. Модели показывают, что звезда будет постепенно разогреваться и станет голубым карликом, но гелий в ней не загорится — температура внутри её так и не станет достаточно высокой. После этого звезда превратится в белого карлика, состоящего преимущественно из гелия. Однако, наблюдательных данных, подтверждающих это, нет: срок жизни красных карликов может достигать 10 триллионов лет, в то время как возраст Вселенной — порядка 14 миллиардов лет[8][9].

Звёзды со средней массойПравить

 
Внутренняя структура подобной Солнцу звезды и красного гиганта.

Если масса звезды превышает этот предел, то она уже не полностью конвективна, и когда звезда потребит весь водород, доступный в её ядре для термоядерных реакций, её ядро начнёт сжиматься. Водород начнёт сгорать уже не в ядре, а вокруг него, из-за чего звезда начнёт расширяться и охлаждаться, и немного увеличит светимость, став субгигантом. Гелиевое ядро будет увеличиваться и в какой-то момент его масса превысит предел Шёнберга — Чандрасекара. Оно быстро сожмётся, и, возможно, станет вырожденным. Внешние слои звезды расширятся, а также начнётся перемешивание вещества, так как конвективная зона тоже увеличится. Так звезда станет красным гигантом[10].

Если масса звезды не превышает ~0,4 массы Солнца, то гелий в ней так и не загорится, и, когда водород закончится, звезда сбросит оболочку и станет гелиевым белым карликом[11].

Если же масса звезды больше ~0,4 массы Солнца, то температура в ядре в какой-то момент достигнет 108 K, в ядре произойдет гелиевая вспышка и запустится тройной альфа-процесс[10]. Внутри звезды понизится давление, следовательно, понизится светимость, и звезда перейдёт с ветви красных гигантов на горизонтальную ветвь[12].

Постепенно в ядре заканчивается и гелий, и в то же время накапливается углерод и кислород. Если масса звезды меньше 8 солнечных, то ядро из углерода и кислорода сожмётся, станет вырожденным, и горение гелия будет происходить вокруг него. Как и в случае с вырождением гелиевого ядра, начнётся перемешивание вещества, которое повлечёт за собой увеличение размеров звезды и рост светимости. Эта стадия называется асимптотической ветвью гигантов, на которой звезда находится лишь около миллиона лет. После этого звезда станет нестабильной, потеряет оболочку и от неё останется углеродно-кислородный белый карлик, окруженный планетарной туманностью[10].

Звёзды с большой массойПравить

Основная статья: Сверхгигант

У звёзд главной последовательности с большими массами (более 8 солнечных масс) после формирования углеродно-кислородного ядра начнёт сгорать углерод в термоядерных реакциях[2][10]. Кроме того, в таких звёздах стадия горения гелия начинается не в результате гелиевой вспышки, а постепенно.

В звёздах с массами от 8 до 10–12 солнечных впоследствии могут сгорать и более тяжёлые элементы, но до синтеза железа не доходит. Их эволюция, в целом, оказывается такой же, как и у менее массивных звёзд: они также проходят стадии красных гигантов, горизонтальную ветвь и асимптотическую ветвь гигантов, а затем становятся белыми карликами. Они отличаются большей светимостью, а белый карлик, который от них остаётся, состоит из кислорода, неона и магния. В редких случаях происходит взрыв сверхновой[13].

Звёзды с массой более 10–12 солнечных имеют очень большую светимость, и на этих стадиях эволюции их относят к сверхгигантам, а не к гигантам. Они последовательно синтезируют всё более тяжёлые элементы, доходя до железа. Дальнейший синтез не происходит, так как энергетически невыгоден, и в звезде образуется железное ядро. В некоторый момент ядро становится таким тяжелым, что давление больше не может поддерживать вес звезды и самого себя, и коллапсирует с выделением большого количества энергии. Это наблюдается как взрыв сверхновой, а от звезды остаётся либо нейтронная звезда, либо чёрная дыра[14][15].

ПримерыПравить

Широко известные звёзды-гиганты:

  • Альциона (η Тельца), бело-голубой гигант спектрального класса B[16], ярчайшая звезда в рассеянном скоплении Плеяды[17].
  • Тубан (α Дракона), белый гигант класса A[18].
  • Капелла Aa, жёлтый гигант класса G, один из компонентов системы Капеллы (α Возничего)[20].
  • Поллукс (β Близнецов), оранжевый гигант класса K[21].
  • Мира (ο Кита), красный гигант класса M[22].

ПримечанияПравить

  1. Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
  2. 1 2 supergiant, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line.  (англ.)  (Проверено 8 декабря 2008)
  3. hypergiant, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line.  (англ.)  (Проверено 8 декабря 2008)
  4. 1 2 giant, entry in The Facts on File Dictionary of Astronomy, ed. John Daintith and William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5th ed., 2006. ISBN 0-8160-5998-5.
  5. Twentieth Century Physics / Brown, Laurie M.; Pais, Abraham (англ.); Pippard, A. B. (англ.). — Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics, 1995. — С. 1696. — ISBN 978-0-7503-0310-1.
  6. Patrick Moore. The Amateur Astronomer. — Springer, 2006. — ISBN 978-1-85233-878-7.
  7. Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.
  8. Adams, F. C.; P. Bodenheimer, G. Laughlin. M dwarfs: planet formation and long term evolution (англ.) // Astronomische Nachrichten : journal. — Wiley-VCH, 2005. — Vol. 326, no. 10. — P. 913—919. — doi:10.1002/asna.200510440. — Bibcode2005AN....326..913A.
  9. Late stages of evolution for low-mass stars, Michael Richmond, lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology.  (англ.)  (Проверено 8 декабря 2008).
  10. 1 2 3 4 Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.
  11. Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.
  12. Giants and Post-Giants Архивировано 20 июля 2011 года., class notes, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University.
  13. Eldridge, J. J.; Tout, C. A. Exploring the divisions and overlap between AGB and super-AGB stars and supernovae (англ.) // Memorie della Società Astronomica Italiana : journal. — 2004. — Vol. 75. — P. 694. — Bibcode2004MmSAI..75..694E. — arXiv:astro-ph/0409583.
  14. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 413. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  15. Горение C и O на поздних стадиях эволюции. Астронет.
  16. Alcyone (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  17. Джим Калер. Alcyone (англ.). — описание звезды на сайте профессора Джима Калера. Дата обращения 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  18. Thuban (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  19. Sigma Octantis (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  20. α Aurigae A (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  21. Pollux (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  22. Mira (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.